En búsqueda de la masa perdida por las estrellas

• Título del artículo original: The loss of the intra-cluster medium in globular clusters.
• Autores: W. Chantereau, P. Biernacki, M. Martig, N. Bastian, M. Salaris, R. Teyssier.
• Institución del primer autor: Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University. Liverpool, UK.
• Estado de la publicación: aceptado para publicación en MNRAS, acceso abierto en arXiv

Hablemos de evolución. Tras pasar por la secuencia principal la evolución de una estrella, de masa menor que 4 veces la masa del Sol(M_⊙), a través de la rama de las gigantes rojas(RGB por sus siglas en inglés) es una de las etapas estelares mejor conocidas. La energía de las estrellas proviene de un proceso que se le conoce como fusión nuclear, que consiste en un proceso por el cual se unen núcleos atómicos de carga similar para formar un núcleo más pesado. En el caso de las estrellas el proceso de fusión es deuterio con tritio, que produce helio 4 y un neutrón , y a su vez genera 17,59 MeV de energía.

A medida que la estrella evoluciona todo el helio (He) producido por la fusión nuclear del hidrógeno (H) se va acumulando en el núcleo, debido a que este no tiene la temperatura suficiente para fusionar He. y producir otro elemento. Entonces se comienza a formar un núcleo compuesto por electrones libres y núcleos de He, rodeado por una capa de H en combustión que va añadiendo más y más He al núcleo de la estrella. Esto aumenta la masa y la densidad, provocando que los electrones libres comiencen a degenerarse. El núcleo se compacta y aumenta su temperatura. La luminosidad aumenta como consecuencia del aumento de la masa del núcleo, la estrella se vuelve más roja, sale de la secuencia principal y asciende por la RGB (ver Figura 1). Cuando la temperatura central alcanza un valor de unos 10⁸K, el He en el núcleo entra en combustión y comienzan las reacciones triple α, en las que tres núcleos de He se unen para dar ¹²C. Todo este camino se puede ver de manera gráfica con el diagrama de Hertzsprung-Russell, en la Figura 1. Finalmente por su propia expansión el núcleo se enfría, disminuyendo la luminosidad y contrayendo de nuevo las capas más externas. La estrella se mueve ahora hacia abajo en el diagrama de Hertzsprung-Russell situándose en la denominada rama horizontal de las gigantes, donde comienza una nueva etapa estable en la que consume He.

Masa de los Cúmulos Globulares. Los cúmulos globulares (GCs por sus siglas en inglés) son enormes conjuntos de estrellas, en la galaxia suelen ser viejos (9-13 Giga-años) y masivos (10⁴-10⁶ M_⊙). Durante su evolución, las estrellas que forman el cúmulo pierden una cantidad significativa de masa, mayormente a través de vientos de entre 10-20 km/s. Estas velocidades están bastante por debajo de la velocidad de escape de los GCs, que pueden llegar hasta los ~90 km/s. La masa que pierden las estrellas de un GC es del orden de ~10^-6 M_⊙ por año. Toda esta pérdida de masa se dan en las estrellas que han salido de la secuencia principal, y esa materia forma una parte bastante importante del medio interno del cúmulo. Sin embargo, en diferentes observaciones se ha observado que el gas contenido en los GCs es 100 veces menor que estos valores esperados, entonces, ¿dónde está la materia perdida por las estrellas? Es necesario buscar y probar diferentes mecanismos que permitan explicar las diferencias observadas, como por ejemplo las llamaradas de las estrellas enanas tipo M, que ayudarían a limpiar el medio. O quizás los vientos de los púlsares y los estallidos de rayos-X, tal vez la materia sea reciclada al ser captada por otras estrellas. El problema es que ninguno de estos u otros mecanismos propuestos son suficientes para explicar la pérdida de masa observada, por eso el equipo de investigación de este artículo ha realizado simulaciones hidrodinámicas 3D para probar diferentes mecanismos en distintas condiciones.

Simulaciones. Para las simulaciones se incluyen dos mecanismos:

• Barrido por presión cinética (Ram-pressure stripping):  en este caso la périda de masa se debe al movimiento del cúmulo de estrellas a través del halo galáctico. Este movimiento genera como un “viento” que se lleva el material, es parecido al “viento” que siente un ciclista en la cara incluso en un día cuando el aire está parado.
• Fuentes ionizantes del medio intra cúmulo: aquí se incluye la radiación expulsada por las estrellas, fotones altamente energéticos que ionizan el material a su paso, como por ejemplo la radiación ultravioleta, que solo se incluye en la simulación de los cúmulos más masivos.

Las simulaciones se han realizado para cúmulos de masa intermedia(~10⁵ M_⊙) y para cúmulos masivos(~10⁶ M_⊙), y se didiven en dos, una primera tanda en la que no se tiene ionización (UV flux=0) y una segunda tanda en la que si hay ionización. En ambos se tienen en cuenta procesos de vientos estelares, ionización por radiación, calentamiento radiativo y presión radiativa. Las diferentes condiciones iniciales de cada simulación se pueden ver en la Tabla 1.

Resultados. Tras realizar diferentes simulaciones con y sin barrido por presión cinética, se ha encontrado que en la mayoría de casos el barrido por si solo no es suficiente para remover el medio intra cúmulo. La Figura 2 muestra la primera tanda de simulaciones, cuando el cúmulo se mueve por el halo galáctico el material que es removido no es muy abundante debido al hecho de que el gas se concentra en las regiones centrales del cúmulo.

Sin embargo, cuando se le añade la ionización a las simulaciones el gas se calienta y se expande hasta llenar el volumen total del cúmulo. Debido a que en este caso tiene una mayor superficie, el medio intra cúmulo puede ser removido de manera eficiente con el barrido. Esto lo podemos ver en la Figura 3.

En resumen, los cúmulos de masas ~10⁵ M_⊙ muestran poco medio intra cúmulo en sus centros, y para los más masivos ~10⁶ M_⊙ el barrido no es suficiente para remover el medio incluso en ambientes de alta densidad. Sin embargo, la inclusión de ionización mediante fuentes de rayos ultravioletas es capaz de ionizar el medio para así favorecer su pérdida.

Aunque en la práctica no se espera encontrar ninguna cantidad significativa de medio ionizado en el núcleo de los cúmulos, independientemente de su distancia al centro galáctico, las pequeñas cantidades de material ionizado simuladas en este trabajo si que deberían ser detectables en el núcleo de los cúmulos más masivos (≳5·10⁵ M_⊙). Por lo que estas predicciones pueden ser puestas a prueba investigando el medio intra-cúmulo de los cúmulos más masivos conocidos, como NGC 2419, 47 TUC, Liller 1…etc.